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Linea 1: Linea 1:
 ====== A1.1 Termalizzazione. Radiazione di corpo nero. Emissività stellare.  ====== ====== A1.1 Termalizzazione. Radiazione di corpo nero. Emissività stellare.  ======
  
-Come mostrato da Plank, la radiazione elettromagnetica deve essere+<WRAP justify> 
 +Come mostrato da Max Planck, la radiazione elettromagnetica deve essere
 considerata come composta da unità elementari (//quanti// di energia, considerata come composta da unità elementari (//quanti// di energia,
 o // fotoni//) ad ognuno dei quali risulta associata una energia E = o // fotoni//) ad ognuno dei quali risulta associata una energia E =
 <m>h<nu></m>, dove:  <m>h<nu></m>, dove: 
  
-  * h = costante di Plank =  <m>6.62 10^-27 erg</m>+  * h = costante di Plank =  <m>6.62 10^-27</m>[[wp.it>erg]]
   * <m><nu></m> = frequenza della radiazione (cicli/sec)   * <m><nu></m> = frequenza della radiazione (cicli/sec)
  
-Un  campo di radiazione elettromagnetica (quale è la luce) può+Un  campo di [[wp.it>radiazione elettromagnetica]] (quale è la luce) può
 quindi essere visto come un //gas di fotoni// tra loro non interagenti. quindi essere visto come un //gas di fotoni// tra loro non interagenti.
-In presenza di materia a temperatura T, i fotoni interagiscono però+In presenza di [[wp.it>Materia_(fisica)|materia]] a temperatura T, i fotoni interagiscono però
 con le particelle attraverso tutta una serie di processi che conducono i fotoni verso una con le particelle attraverso tutta una serie di processi che conducono i fotoni verso una
 situazione energetica di equilibrio, retta dalla //legge di distribuzione di Plank//  situazione energetica di equilibrio, retta dalla //legge di distribuzione di Plank// 
Linea 20: Linea 21:
 con frequenza tra <m>nu e nu+ d nu</m>, k la [[wp.it>Costante_di_Boltzmann|costante di Boltzmann ]] con frequenza tra <m>nu e nu+ d nu</m>, k la [[wp.it>Costante_di_Boltzmann|costante di Boltzmann ]]
  
-Nel suo aspetto più generale la distribuzione di Plank è una+Nel suo aspetto più generale la [[wp.it>Legge_di_Planck |distribuzione di Plank]] è una
 conseguenza delle necessità che discendono dalla [[wp.it>meccanica statistica]]. Un gas di particelle, se le particelle possono conseguenza delle necessità che discendono dalla [[wp.it>meccanica statistica]]. Un gas di particelle, se le particelle possono
 scambiarsi energia tramite mutue interazioni, deve evolvere verso scambiarsi energia tramite mutue interazioni, deve evolvere verso
Linea 26: Linea 27:
 particelle è retta dalla nota [[http://en.wikipedia.org/wiki/Maxwell%E2%80%93Boltzmann_distribution | formula di Maxwell-Boltzmann]] (fig. particelle è retta dalla nota [[http://en.wikipedia.org/wiki/Maxwell%E2%80%93Boltzmann_distribution | formula di Maxwell-Boltzmann]] (fig.
 1.12): in queste condizioni si può parlare di 1.12): in queste condizioni si può parlare di
-equilibrio termico e definire una temperatura T del gas così+equilibrio termico e definire una [[wp.it>temperatura]] T del gas così
 termalizzato. termalizzato.
 \\ \\
Linea 32: Linea 33:
 {{:c01:fig1_11.jpg?400}} {{:c01:fig1_11.jpg?400}}
 \\ \\
-**Fig. 1.12** La distribuzione Maxwellaina delle velocità U  +**Fig. 1.12** La distribuzione Maxwelliana delle velocità U  
-delle particelle di un gas segue la legge, dove dN è il numero di particelle+delle particelle di un gas segue la legge 
 +<tex> 
 +$ {dN/N} = 4 \pi 
 +\left({m\over 2 \pi k T}\right)^{3/2} \exp{\left(-m U^2 \over 2 k 
 +T \right)} U^2 dU $ 
 +</tex> 
 +dove dN è il numero di particelle
 nell'intervallo di velocità dU, m è la massa delle particelle e T la temperatura del gas. nell'intervallo di velocità dU, m è la massa delle particelle e T la temperatura del gas.
 \\ \\
Linea 48: Linea 55:
 {{:c01:fig1_12.jpg?400}} {{:c01:fig1_12.jpg?400}}
 \\ \\
-**Fig. 1.13** L'emissività di un corpo nero per varie temperature in funzione della lunghezza d'onda <m>lambda</m> (in 10<sup>3</sup> Angstrom). La curva a tratti riporta schematicamente l'andamento dello spettro solare.+**Fig. 1.13** L'emissività di un corpo nero per varie temperature in funzione della lunghezza d'onda <m>lambda</m> (in 10<sup>3</sup> [[wp.it>Angstrom]]). La curva a tratti riporta schematicamente l'andamento dello spettro solare.
 \\ \\
 \\ \\
Linea 106: Linea 113:
 attribuita una temperatura che si aggira attorno a <m>T approx 6000 attribuita una temperatura che si aggira attorno a <m>T approx 6000
 K.</m> K.</m>
-\\ +
-\\ +
-{{:c01:fig1_14.jpg?400}} +
-\\ +
-** Fig. 1.15 ** Curve di trasmittanza dei filtri U, B, V del sistema di Johnson+
  
 Di particolare importanza per le stelle è la //temperatura efficace// Di particolare importanza per le stelle è la //temperatura efficace//
Linea 120: Linea 123:
 La temperatura efficace è dunque la temperatura che avrebbe la superficie La temperatura efficace è dunque la temperatura che avrebbe la superficie
 della stella se emettesse esattamente come un corpo nero.   della stella se emettesse esattamente come un corpo nero.  
-\\ +</WRAP>
-\\ +
-<fbl> +
-\\+
 ---- ----
 ~~DISQUS~~ ~~DISQUS~~
- 
c01/a01.1282220675.txt · Ultima modifica: 14/06/2021 14:05 (modifica esterna)

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